النشاط البركاني على سطح المريخ

📅 آخر تحديث: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 17 صور
الموسوعة الحرة

صورة مارينر 9 لجبل أسكريوس . [ 1 ] هذه واحدة من أوائل الصور التي تُظهر أن المريخ يحتوي على براكين كبيرة.
صورة التقطتها كاميرا THEMIS لتدفقات الحمم البركانية ذات الحواف المفصصة (من بركان أرسيا مونس )
استخدام الأرض لفهم كيف أثر الماء على البراكين على المريخ

لعب النشاط البركاني دورًا هامًا في التطور الجيولوجي للمريخ . [ 2 ] عرف العلماء منذ مهمة مارينر 9 عام 1972 أن المعالم البركانية تغطي مساحات شاسعة من سطح المريخ. تشمل هذه المعالم تدفقات الحمم البركانية الواسعة، وسهول الحمم البركانية الشاسعة ، ومثل جبل أوليمبوس مونس ، أكبر البراكين المعروفة في المجموعة الشمسية . [ 3 ] [ 4 ] يتراوح عمر المعالم البركانية المريخية من العصر النواخي (أكثر من 3.7 مليار سنة) إلى أواخر العصر الأمازوني (أقل من 500 مليون سنة)، مما يشير إلى أن الكوكب كان نشطًا بركانيًا طوال تاريخه، [ 5 ] ويتكهن البعض بأنه ربما لا يزال كذلك حتى اليوم. [ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] يُعد كل من المريخ والأرض كوكبين كبيرين ومتمايزين ، بُنيا من مواد كوندريتية متشابهة. [ 9 ] العديد من العمليات الصهارية نفسها التي تحدث على الأرض حدثت أيضًا على المريخ، وكلا الكوكبين متشابهان بما يكفي من حيث التركيب بحيث يمكن تطبيق نفس الأسماء على صخورهما النارية .

خلفية

البراكين هي عملية تصعد فيها الصهارة من باطن الكوكب عبر القشرة وتنفجر على السطح. تتكون المواد المنبعثة من الصخور المنصهرة ( الحمم البركانية )، والحطام البركاني الساخن ( الرماد البركاني )، والغازات . تُعد البراكين وسيلة رئيسية تُطلق بها الكواكب حرارتها الداخلية. تُنتج الانفجارات البركانية أشكالًا أرضية مميزة ، وأنواعًا صخرية متنوعة، وتضاريس تُتيح لنا فهم التركيب الكيميائي، والحالة الحرارية ، وتاريخ باطن الكوكب. [ 10 ]

الماغما عبارة عن خليط معقد ذو درجة حرارة عالية من السيليكات المنصهرة والبلورات العالقة والغازات المذابة. من المرجح أن الماغما على المريخ تصعد بطريقة مشابهة لتلك التي تصعد بها على الأرض. [ 11 ] ترتفع عبر القشرة السفلى على شكل أجسام ديابيرية أقل كثافة من المواد المحيطة بها. ومع صعود الماغما، تصل في النهاية إلى مناطق ذات كثافة أقل. عندما تتساوى كثافة الماغما مع كثافة الصخور المضيفة، تتعادل قوة الطفو ويتوقف جسم الماغما. عند هذه النقطة، قد يشكل حجرة صهارة وينتشر جانبيًا في شبكة من السدود والطبقات المتداخلة . بعد ذلك، قد تبرد الماغما وتتصلب لتشكل أجسامًا نارية متداخلة ( بلوتونات ). يقدر الجيولوجيون أن حوالي 80% من الماغما المتولدة على الأرض تتوقف في القشرة ولا تصل أبدًا إلى السطح. [ 12 ]

مخططات توضيحية تُبين مبادئ التبلور الجزئي في الصهارة . أثناء التبريد، يتغير تركيب الصهارة نتيجة تبلور معادن مختلفة من الصهارة. 1 : تبلور الأوليفين ؛ 2 : تبلور الأوليفين والبيروكسين ؛ 3 : تبلور البيروكسين والبلاجيوكلاز ؛ 4 : تبلور البلاجيوكلاز. في قاع خزان الصهارة، تتشكل صخور متراكمة .

مع صعود الصهارة وبرودتها، تخضع لتغيرات تركيبية معقدة وديناميكية عديدة. قد تتبلور المعادن الأثقل وتترسب في قاع حجرة الصهارة. كما قد تستوعب الصهارة أجزاءً من الصخور المضيفة أو تختلط مع دفعات أخرى من الصهارة. تُغير هذه العمليات تركيب الصهارة المتبقية، بحيث قد تختلف الصهارة التي تصل إلى السطح كيميائيًا اختلافًا كبيرًا عن صهارتها الأصلية. يُقال إن الصهارة التي طرأت عليها هذه التغيرات "متطورة" لتمييزها عن الصهارة "البدائية" التي تُشبه تركيب مصدرها في الوشاح . (انظر التمايز الناري والتبلور الجزئي ). عادةً ما تكون الصهارة الأكثر تطورًا فلسية ، أي غنية بالسيليكا والمواد المتطايرة والعناصر الخفيفة الأخرى مقارنةً بالصهارة البدائية الغنية بالحديد والمغنيسيوم ( المافية ). تُعد درجة ومدى تطور الصهارة مع مرور الوقت مؤشرًا على مستوى الحرارة الداخلية والنشاط التكتوني للكوكب . تتكون القشرة القارية للأرض من صخور جرانيتية متطورة تشكلت عبر مراحل عديدة من إعادة تشكيل الصهارة. أما الصخور النارية المتطورة فهي أقل شيوعًا على الأجرام الباردة والخاملة كالقمر. ويُعتقد أن المريخ، بحجمه المتوسط ​​بين الأرض والقمر، يقع في مستوى متوسط ​​من النشاط الصهاري.

في الأعماق الضحلة من القشرة الأرضية، ينخفض ​​الضغط الليثوستاتيكي على كتلة الصهارة. ويؤدي انخفاض الضغط إلى انفصال الغازات ( المواد المتطايرة )، مثل ثاني أكسيد الكربون وبخار الماء، من الصهارة على شكل رغوة من فقاعات الغاز. ويتسبب تكوّن الفقاعات في تمدد سريع وتبريد للصهارة المحيطة، مما ينتج عنه شظايا زجاجية قد تثور بشكل انفجاري على شكل رماد بركاني (يُسمى أيضًا بالفتات البركاني ). ويُشار عادةً إلى الرماد البركاني ذي الحبيبات الدقيقة باسم الرماد البركاني . ويعتمد نوع ثوران البركان ، سواء كان انفجاريًا أو انسيابيًا على شكل حمم سائلة، على تركيب الصهارة. تميل الصهارة الفلسية ذات التركيب الأنديزيتي والريوليتي إلى الثوران بشكل انفجاري، فهي شديدة اللزوجة (سميكة ولزجة) وغنية بالغازات المذابة. أما الصهارة المافية، فهي منخفضة في المواد المتطايرة، وعادةً ما تثور بشكل انسيابي على شكل تدفقات حمم بازلتية . مع ذلك، هذه مجرد تعميمات. على سبيل المثال، قد تثور الصهارة التي تتلامس فجأة مع المياه الجوفية أو السطحية بعنف في انفجارات بخارية تُسمى ثورات هيدروماغماتية (أو فرياتوماغماتية أو فرياتية ). كما قد تتصرف الصهارة المتفجرة بشكل مختلف على الكواكب ذات التركيبات الداخلية والغلاف الجوي ومجالات الجاذبية المختلفة .

الاختلافات في الأنماط البركانية بين الأرض والمريخ

كوكب المريخ – الغازات المتطايرة ( مركبة كيوريوسيتي الجوالة ، أكتوبر 2012)

يُعدّ النشاط البركاني البازلتي الشكل الأكثر شيوعًا على الأرض. البازلت صخور نارية سطحية ناتجة عن انصهار جزئي للغلاف العلوي للأرض. وهي غنية بمعادن الحديد والمغنيسيوم ( المافية ) وعادةً ما يكون لونها رماديًا داكنًا. من شبه المؤكد أن النوع الرئيسي للنشاط البركاني على المريخ هو أيضًا بازلتي. [ 13 ] على الأرض، تنفجر الصهارة البازلتية عادةً على شكل تدفقات سائلة للغاية، إما أن تخرج مباشرةً من الفوهات أو تتشكل من خلال اندماج كتل منصهرة عند قاعدة نوافير الحمم البركانية ( ثوران هاواي ). هذه الأنماط شائعة أيضًا على المريخ، ولكن انخفاض الجاذبية والضغط الجوي على المريخ يسمح بتكوّن فقاعات الغاز (انظر أعلاه) بسهولة أكبر وعلى أعماق أكبر مما هو عليه على الأرض. ونتيجةً لذلك، فإن البراكين البازلتية المريخية قادرة أيضًا على قذف كميات كبيرة من الرماد في ثورات على غرار ثوران بليني . في ثوران بركاني من نوع بلينيان، يندمج الرماد الساخن في الغلاف الجوي، مُشكِّلاً عموداً هائلاً من الحمل الحراري (سحابة). إذا لم يندمج الرماد بكمية كافية من الغلاف الجوي، فقد ينهار العمود مُشكِّلاً تدفقات بركانية فتاتية . [ 14 ] تُعدّ ثورات بلينيان نادرة في البراكين البازلتية على سطح الأرض، حيث ترتبط هذه الثورات عادةً بالصهارة الأنديزيتية أو الريوليتية الغنية بالسيليكا (مثل جبل سانت هيلينز ).

نظرًا لأن انخفاض جاذبية المريخ يُولّد قوى طفو أقل على الصهارة الصاعدة عبر القشرة، يُعتقد أن غرف الصهارة التي تُغذي البراكين على المريخ أعمق وأكبر بكثير من تلك الموجودة على الأرض. [ 15 ] ولكي تصل كتلة الصهارة على المريخ إلى مسافة كافية من السطح لتنفجر قبل أن تتصلب، يجب أن تكون ضخمة. ونتيجة لذلك، فإن الانفجارات البركانية على المريخ أقل تواترًا منها على الأرض، ولكنها تكون هائلة الحجم وذات معدل انفجار هائل عندما تحدث. ومن المفارقات، أن انخفاض جاذبية المريخ يسمح أيضًا بتدفقات حمم بركانية أطول وأكثر انتشارًا. قد تكون الانفجارات البركانية على المريخ ضخمة بشكل لا يُصدق. فقد وُصف مؤخرًا تدفق هائل للحمم البركانية بحجم ولاية أوريغون في غرب سهل إليسيوم . ويُعتقد أن هذا التدفق قد تشكل بشكل مضطرب على مدى عدة أسابيع، ويُعتقد أنه أحد أحدث تدفقات الحمم البركانية على المريخ. [ 16 ] [ 17 ]

أول صورة حيود للأشعة السينية لتربة المريخ - يكشف تحليل CheMin عن معادن (بما في ذلك الفلسبار والبيروكسينات والأوليفين ) تشير إلى " تربة بازلتية متجوّية " من براكين هاواي ( مركبة كيوريوسيتي الجوالة في " روكنيست "، 2012). [ 18 ] كل حلقة هي قمة حيود تتوافق مع مسافة محددة بين الذرات، وهي مسافة فريدة بما يكفي لتحديد المعادن. الحلقات الأصغر تتوافق مع معالم أكبر والعكس صحيح.

تختلف البيئات التكتونية للبراكين على الأرض والمريخ اختلافًا كبيرًا. تقع معظم البراكين النشطة على الأرض في سلاسل خطية طويلة على طول حدود الصفائح، إما في مناطق تتباعد فيها الغلاف الصخري ( حدود متباعدة ) أو تنغمر عائدةً إلى الوشاح ( حدود متقاربة ). ولأن المريخ يفتقر حاليًا إلى تكتونية الصفائح ، فإن براكينه لا تُظهر النمط العالمي نفسه الموجود على الأرض. تُشبه براكين المريخ براكين منتصف الصفائح الأرضية، مثل تلك الموجودة في جزر هاواي ، والتي يُعتقد أنها تشكلت فوق عمود وشاح ثابت . [ 19 ] (انظر البقعة الساخنة ). وقد استُخرجت الرماد البركاني المتشكل من مخروط بركاني في هاواي لإنتاج مُحاكي للتربة المريخية ليستخدمه الباحثون منذ عام 1998. [ 20 ] [ 21 ]

تقع أكبر البراكين وأكثرها بروزًا على سطح المريخ في منطقتي ثارسيس وإليسيوم . وتتشابه هذه البراكين بشكل لافت مع البراكين الدرعية على الأرض، إذ تتميز كلتاهما بجوانب منحدرة قليلاً وقمم بركانية . ويكمن الاختلاف الرئيسي بين البراكين الدرعية المريخية وتلك الموجودة على الأرض في الحجم، فالبراكين الدرعية المريخية هائلة حقًا. فعلى سبيل المثال، يبلغ قطر بركان أوليمبوس مونس ، وهو أطول بركان على المريخ، 550 كيلومترًا وارتفاعه 21 كيلومترًا، أي ما يقارب 100 ضعف حجم بركان مونا لوا في هاواي ، وهو أكبر بركان درعي نشط على الأرض. ويعتقد الجيولوجيون أن أحد أسباب قدرة البراكين على المريخ على النمو بهذا الحجم الهائل هو افتقار المريخ إلى حركة الصفائح التكتونية. لا تنزلق الغلاف الصخري للمريخ فوق الوشاح العلوي ( الغلاف المائع ) كما هو الحال على الأرض، لذلك فإن الحمم البركانية من بقعة ساخنة ثابتة قادرة على التراكم في مكان واحد على السطح لمدة مليار سنة أو أكثر.  

في عام 2012، أجرى مسبار كيوريوسيتي على سطح المريخ في منطقة " روكنيست " أول تحليل حيود للأشعة السينية لتربة المريخ . وكشفت نتائج محلل CheMin الخاص بالمسبار عن وجود العديد من المعادن، بما في ذلك الفلسبار والبيروكسينات والأوليفين ، مما يشير إلى أن تربة المريخ في العينة تشبه " التربة البازلتية المتجوّية " للبراكين في هاواي . [ 18 ] وفي عام 2015، رصد المسبار نفسه معدن الترايديميت في عينة صخرية من فوهة غيل، مما دفع العلماء إلى الاعتقاد بأن النشاط البركاني السيليسي ربما لعب دورًا أكثر انتشارًا في تاريخ الكوكب البركاني مما كان يُعتقد سابقًا. [ 22 ]

مقاطعة ثارسيس البركانية

خريطة ملونة بتقنية التظليل ثلاثي الأبعاد لنصف الكرة الغربي من المريخ، تُظهر انتفاخ ثارسيس (بدرجات اللون الأحمر والبني). تظهر البراكين الشاهقة باللون الأبيض.
صورة مركبة الفايكنج المدارية لثلاثة ثارسيس مونتس : أرسيا مونس (أسفل)، بافونيس مونس (وسط)، وأسكريوس مونس (أعلى)

يهيمن على النصف الغربي من المريخ مجمع بركاني تكتوني ضخم يُعرف بمنطقة ثارسيس أو انتفاخ ثارسيس. يمتد هذا التكوين الهائل المرتفع لآلاف الكيلومترات في القطر، ويغطي ما يصل إلى 25% من سطح الكوكب. [ 23 ] وبمتوسط ​​ارتفاع يتراوح بين 7 و10  كيلومترات فوق مستوى سطح المريخ، تضم ثارسيس أعلى المرتفعات على الكوكب. تقع ثلاثة براكين هائلة، هي أسكريوس مونس ، وبافونيس مونس ، وأرسيا مونس (المعروفة مجتمعة باسم جبال ثارسيس )، مصطفة من الشمال الشرقي إلى الجنوب الغربي على طول قمة الانتفاخ. ويحتل جبل ألبا مونس الشاسع (المعروف سابقًا باسم ألبا باتيرا) الجزء الشمالي من المنطقة. أما بركان أوليمبوس مونس الدرعي الضخم فيقع قبالة الانتفاخ الرئيسي، على الحافة الغربية للمنطقة.

تكوّن انتفاخ ثارسيس عبر أجيال لا حصر لها من تدفقات الحمم البركانية والرماد، ويحتوي على بعض أحدث تدفقات الحمم البركانية على سطح المريخ، إلا أن الانتفاخ نفسه يُعتقد أنه قديم جدًا. تشير الأدلة الجيولوجية إلى أن معظم كتلة ثارسيس كانت موجودة بحلول نهاية العصر النواخي، أي قبل حوالي 3.7 مليار سنة. [ 24 ] يتميز ثارسيس بكتلته الهائلة التي وضعت ضغوطًا هائلة على الغلاف الصخري للكوكب ، مما أدى إلى تكوين صدوع تمددية هائلة ( خنادق وأودية صدعية ) تمتد لنصف محيط الكوكب. [ 25 ] بل إن كتلة ثارسيس ربما تكون قد غيّرت اتجاه محور دوران المريخ، مما تسبب في تغيرات مناخية. [ 26 ] [ 27 ]

ثارسيس مونتيس

خريطة طبوغرافية تتمركز حول أوليمبوس وثارسيس

تُعدّ جبال ثارسيس الثلاثة براكين درعية تقع بالقرب من خط الاستواء عند خط طول 247 درجة شرقًا. يبلغ قطر كل منها عدة مئات من الكيلومترات، ويتراوح ارتفاعها بين 14 و18  كيلومترًا. يتميز جبل أرسيا ، وهو أقصى الجبال جنوبًا، بفوهة قمة كبيرة يبلغ قطرها 130 كيلومترًا (81 ميلًا) وعمقها 1.3 كيلومتر (0.81 ميل) . أما جبل بافونيس ، البركان الأوسط، فيحتوي على فوهتين متداخلتين، أصغرهما بعمق 5 كيلومترات تقريبًا (3.1 ميل) . بينما يتميز جبل أسكرايوس في الشمال بمجموعة معقدة من الفوهات المتداخلة، وله تاريخ طويل من الثورات البركانية يُعتقد أنه يمتد على معظم تاريخ المريخ. [ 28 ]   

تتباعد جبال ثارسيس الثلاثة بمسافة 700 كيلومتر تقريبًا (430 ميلًا) . وتتميز هذه الجبال بمحاذاة شمالية شرقية-جنوبية غربية بارزة، مما أثار اهتمامًا واسعًا. ويتبع جبلا سيراونيوس ثولوس وأورانيوس نفس الاتجاه نحو الشمال الشرقي، كما تصطف تدفقات الحمم البركانية الحديثة على جوانب جبال ثارسيس الثلاثة في نفس الاتجاه الشمالي الشرقي-الجنوبي الغربي. ويشير هذا الخط بوضوح إلى معلم بنيوي رئيسي في قشرة المريخ، إلا أن أصله لا يزال غير مؤكد. 

ثولي وباتيراي

إلى جانب البراكين الدرعية الكبيرة، تضم ثارسيس عددًا من البراكين الأصغر حجمًا تُسمى ثولي وباتيرا . تتميز الثولي بتكويناتها القُبّية الشكل ذات الجوانب الأكثر انحدارًا من البراكين الدرعية الكبيرة في ثارسيس. كما أن فوهاتها المركزية كبيرة نسبيًا مقارنةً بأقطار قواعدها. تشير كثافة فوهات الصدم على العديد من الثولي إلى أنها أقدم من البراكين الدرعية الكبيرة، حيث تشكلت بين أواخر العصر النواخي وأوائل العصر الهسبيري. يتميز كل من بركان سيراونيوس ثولوس وبركان أورانيوس ثولوس بجوانب ذات قنوات كثيفة، مما يوحي بأن أسطح الجوانب تتكون من مواد سهلة التآكل، مثل الرماد البركاني. يوفر عمر الثولي وشكلها دليلًا قويًا على أنها تمثل قمم براكين درعية قديمة دُفنت إلى حد كبير تحت طبقات سميكة من تدفقات الحمم البركانية الأحدث. [ 29 ] تشير إحدى التقديرات إلى أن ثولي ثارسيس قد يكون مدفونًا تحت ما يصل إلى 4 كيلومترات من الحمم البركانية. [ 30 ] 

باتيرا (جمعها باتيرا) كلمة لاتينية تعني وعاء شرب ضحل. أُطلق هذا المصطلح على بعض الفوهات غير الواضحة ذات الحواف المتعرجة التي بدت في صور المركبات الفضائية المبكرة على أنها كالديرا بركانية كبيرة. تبدو الباتيرا الأصغر في ثارسيس متشابهة شكليًا مع الثولي، باستثناء امتلاكها كالديرا أكبر. ومثل الثولي، من المحتمل أن تمثل باتيرا ثارسيس قمم براكين درعية أكبر مدفونة الآن. تاريخيًا، استُخدم مصطلح باتيرا لوصف البنية الكاملة لبعض البراكين على المريخ (مثل ألبا باتيرا). في عام 2007، أعاد الاتحاد الفلكي الدولي تعريف مصطلحات ألبا باتيرا ، وأورانوس باتيرا ، ويوليسيس باتيرا للإشارة فقط إلى الكالديرا المركزية لهذه البراكين. [ 31 ]

جبل أوليمبوس

منظر واسع لهالة جبل أوليمبوس مونس، وجرفه، وفوهته البركانية.

يُعدّ جبل أوليمبوس مونس أصغر وأطول بركان كبير على سطح المريخ. يقع على بُعد 1200  كيلومتر شمال غرب جبال ثارسيس، قبالة الحافة الغربية لانتفاخ ثارسيس. ترتفع قمته 21  كيلومترًا فوق مستوى سطح المريخ (مستوى سطح البحر)، ويضم مجمع كالديرا مركزي يتكون من ست كالديرا متداخلة تُشكّل معًا منخفضًا عرضه 72 × 91  كيلومترًا وعمقه 3.2  كيلومترًا. وباعتباره بركانًا درعيًا، يتميز بانخفاضه الشديد وانحداره الضحل الذي يتراوح متوسطه بين 4 و5 درجات. تشكّل البركان بفعل آلاف التدفقات الفردية من الحمم البركانية شديدة السيولة. يقع جرف غير منتظم، يصل  ارتفاعه في بعض الأماكن إلى 8 كيلومترات، عند قاعدة البركان، مُشكّلًا ما يشبه قاعدةً يرتكز عليها البركان. في مواقع متفرقة حول البركان، يُمكن رؤية تدفقات هائلة من الحمم البركانية تمتد إلى السهول المجاورة، دافنةً الجرف. في الصور متوسطة الدقة (100 متر/بكسل)، يتميز سطح البركان بنسيج شعاعي دقيق بسبب التدفقات التي لا تعد ولا تحصى وقنوات الحمم البركانية التي تصطف على جوانبه.

ألبا مونس (ألبا باتيرا)

خرائط MOLA ذات التضاريس المظللة التي توضح موقع ألبا مونس.

يُعدّ جبل ألبا مونس ، الواقع في منطقة ثارسيس الشمالية، بنية بركانية فريدة من نوعها، لا مثيل لها على الأرض أو في أي مكان آخر على سطح المريخ. تتميز جوانب البركان بانحدارها الشديد، والذي يتخلله تدفقات وقنوات حمم بركانية واسعة. يبلغ متوسط ​​انحدار جوانب ألبا مونس حوالي 0.5 درجة فقط، أي أقل بخمس مرات من انحدارات براكين ثارسيس الأخرى. يمتلك البركان بنية مركزية  يبلغ عرضها 350 كيلومترًا وارتفاعها 1.5  كيلومتر، وتتألف قمتها من كالديرا مزدوجة. يحيط بالبنية المركزية حلقة غير مكتملة من الصدوع. ويمكن تتبع التدفقات البركانية شمالًا حتى خط عرض 61 درجة شمالًا وجنوبًا حتى خط عرض 26 درجة شمالًا. إذا أخذنا في الاعتبار حقول التدفق الواسعة هذه، يمتد البركان لمسافة هائلة تبلغ 2000  كيلومتر من الشمال إلى الجنوب و3000  كيلومتر من الشرق إلى الغرب، مما يجعله أحد أكثر المعالم البركانية اتساعًا في النظام الشمسي. [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] تشير معظم النماذج الجيولوجية إلى أن ألبا مونس يتكون من تدفقات حمم بازلتية شديدة السيولة، لكن بعض الباحثين حددوا رواسب بركانية فتاتية محتملة على جوانب البركان. [ 35 ] [ 36 ] ولأن ألبا مونس يقع في الجهة المقابلة لحوض هيلاس النيزكي ، فقد افترض بعض الباحثين أن تكوين البركان قد يكون مرتبطًا بضعف القشرة الأرضية الناتج عن اصطدام هيلاس ، والذي أنتج موجات زلزالية قوية تركزت على الجانب الآخر من الكوكب. [ 37 ]

مقاطعة إليسيوم البركانية

منظر من برنامج MOLA لمقاطعة إليسيوم. يقع جبل إليسيوم في المنتصف. ويقع جبل ألبور في الأسفل وجبل هيكاتيس في الأعلى.

يقع مركز بركاني أصغر على بعد آلاف الكيلومترات غرب ثارسيس في إليسيوم . يبلغ قطر مجمع إليسيوم البركاني حوالي 2000 كيلومتر، ويتكون من ثلاثة براكين رئيسية: إليسيوم مونس ، وهيكاتس ثولوس ، وألبور ثولوس . تتميز الحافة الشمالية الغربية للإقليم بقنوات كبيرة ( غرانيكوس وتينجار فاليس) تنبثق من عدة أحواض انخسافية على جوانب إليسيوم مونس. يُعتقد أن هذه الأحواض الانخسافية قد تشكلت نتيجة سدود بركانية تحت سطحية . ربما تكون هذه السدود قد صدعت الغلاف الجليدي ، مطلقةً كميات كبيرة من المياه الجوفية لتشكيل هذه القنوات. وترتبط بهذه القنوات رواسب رسوبية واسعة الانتشار، يُحتمل أنها تشكلت من تدفقات طينية أو لافارات . [ 38 ] يُعتقد أن مجموعة براكين إليسيوم تختلف نوعًا ما عن جبال ثارسيس، حيث أن تطور الأولى شمل كلًا من الحمم البركانية والمواد البركانية الفتاتية . [ 39 ]

يُعدّ جبل إليسيوم أكبر بناء بركاني في المقاطعة. يبلغ  قطره 375 كيلومترًا (بحسب تعريف القاعدة)  وارتفاعه 14 كيلومترًا. ويحتوي على فوهة بركانية بسيطة في قمته، يبلغ  عرضها 14 كيلومترًا وعمقها 100  متر. يتميز البركان بشكله المخروطي الواضح، ما دفع البعض إلى تسميته بركانًا طبقيًا مخروطيًا ؛ [ 40 ] إلا أنه، نظرًا لانحداراته المنخفضة في الغالب، يُرجّح أنه بركان درعي. ويُشكّل جبل إليسيوم خُمس حجم جبل أرسيا تقريبًا. [ 38 ]

يبلغ قطر بركان هيكاتيس ثولوس 180  كيلومترًا وارتفاعه 4.8  كيلومترات. وتتميز منحدراته بقنوات عميقة، مما يشير إلى أنه يتكون من مواد سهلة التعرية كالرماد البركاني. ولا يزال أصل هذه القنوات مجهولًا، وقد نُسبت إلى الحمم البركانية، أو تدفقات الرماد، أو حتى مياه الثلوج أو الأمطار. [ 41 ] أما بركان ألبور ثولوس، وهو أقصى براكين إليسيوم جنوبًا، فيبلغ  قطره 150 كيلومترًا  وارتفاعه 4.1 كيلومترات. وتتميز منحدراته بنعومتها وقلة فوهاتها مقارنةً بمنحدرات براكين إليسيوم الأخرى. [ 42 ]

سيرتيس ماجور

سهل سيرتيس ماجور هو بركان درعي ضخم يعود إلى العصر الهسبيري، ويقع ضمن نطاق البياض  الذي يحمل الاسم نفسه. يبلغ قطر البركان 1200 كيلومتر، بينما لا يتجاوز  ارتفاعه كيلومترين. [ 43 ] ويضم فوهتين بركانيتين، هما ميروي باتيرا ونيلي باتيرا. وتشير الدراسات التي أجريت على مجال الجاذبية الإقليمي إلى وجود حجرة صهارة متصلبة لا يقل  سمكها عن 5 كيلومترات تحت السطح. [ 44 ] يكتسب سهل سيرتيس ماجور أهمية خاصة لدى الجيولوجيين، إذ تم رصد صخور الدايسايت والجرانيت فيه بواسطة مركبات فضائية تدور حوله . الدايسايت والجرانيت صخور غنية بالسيليكا تتبلور من صهارة أكثر تطورًا وتمايزًا كيميائيًا من البازلت. وقد تتشكل هذه الصخور في أعلى حجرة الصهارة بعد أن تترسب المعادن الثقيلة، مثل الأوليفين والبيروكسين (التي تحتوي على الحديد والمغنيسيوم ) ، في قاعها . [ 45 ] يُعد الدايسايت والجرانيت شائعين جدًا على الأرض، لكنهما نادران على المريخ .

أرض العرب

أرابيا تيرا منطقة مرتفعة واسعة تقع شمال المريخ، وتحديدًا في الجزء الأكبر من منطقة أرابيا . تمثل العديد من الفوهات غير المنتظمة الشكل الموجودة في هذه المنطقة نوعًا من التكوينات البركانية المرتفعة، والتي تُشكل مجتمعةً مقاطعةً ناريةً مريخية. [ 5 ] تتميز التضاريس المنخفضة في المنطقة بمجموعة من السمات الجيومورفولوجية، بما في ذلك الانهيار البنيوي والنشاط البركاني الانسيابي والانفجارات البركانية، وهي سمات مشابهة للبراكين العملاقة على سطح الأرض . [ 5 ] يُعتقد أن السهول المرتفعة الغامضة ذات التلال في المنطقة قد تشكلت جزئيًا بفعل تدفقات الحمم البركانية المرتبطة بها. [ 5 ]

هايلاند باتيرا

صورة التقطتها مركبة فايكنغ الفضائية لجبل بينيوس باتيرا (يسار) وجبل أمفيتريتس باتيرا (يمين). كلاهما من التكوينات البركانية القديمة الواقعة جنوب غرب اليونان.

في نصف الكرة الجنوبي، وخاصة حول حوض هيلاس، توجد عدة تراكيب بركانية مسطحة تُعرف باسم البراكين المرتفعة [ 46 ] . تُعد هذه البراكين من أقدم التكوينات البركانية المعروفة على سطح المريخ [ 47 ] . وتتميز بانخفاضها الشديد، مع وجود تلال وقنوات متآكلة بشدة تتفرع من مجمع كالديرا مركزي متدهور. وتشمل هذه البراكين: تيرينا باتيرا ، وهادرياكا باتيرا شمال شرق هيلاس ، وأمفيتريتس باتيرا ، وبينوس باتيرا ، وماليا باتيرا، وبيتيوسا باتيرا جنوب غرب هيلاس. وتشير الأدلة الجيومورفولوجية إلى أن البراكين المرتفعة تشكلت نتيجة لتفاعل تدفقات الحمم البركانية مع الماء، بالإضافة إلى المواد البركانية الفتاتية . يتكهن بعض الباحثين بأن موقع الباتيرا الجبلية حول اليونان يعود إلى تشققات عميقة ناجمة عن اصطدام شكّل قنواتٍ لتدفق الصهارة إلى السطح. [ 48 ] [ 49 ] [ 50 ] ورغم أنها ليست مرتفعة جدًا، إلا أن بعض الباتيرا تغطي مساحات واسعة؛ فمثلاً، تغطي باتيرا أمفريترايتس مساحة أكبر من جبل أوليمبوس، بينما تتميز باتيرا بيتيوسا، وهي الأكبر، بفوهة بركانية تكاد تتسع لجبل أوليمبوس.

السهول البركانية

تنتشر السهول البركانية على نطاق واسع على سطح المريخ. ويُعرف نوعان رئيسيان من هذه السهول: سهول تكثر فيها تدفقات الحمم البركانية، وسهول أخرى تغيب فيها هذه التدفقات عمومًا، ولكن يُستدل على أصلها البركاني من خلال خصائص أخرى. وتوجد سهول غنية بتدفقات الحمم البركانية في وحول المقاطعتين البركانيتين الكبيرتين ثارسيس وإليسيوم. [ 51 ] وتشمل هذه التدفقات كلاً من التدفقات الصفائحية والتدفقات الأنبوبية والقنواتية. وتُظهر التدفقات الصفائحية فصوصًا معقدة ومتداخلة، وقد تمتد لمئات الكيلومترات من مناطقها الأصلية. [ 52 ] ويمكن أن تُشكّل تدفقات الحمم البركانية أنبوبًا عندما تبرد الطبقات العليا المكشوفة من الحمم وتتصلب لتُشكّل سقفًا، بينما تستمر الحمم الموجودة أسفلها في التدفق. وغالبًا ما ينهار السقف عندما تغادر جميع الحمم المتبقية الأنبوب، مُشكّلاً قناة أو سلسلة من الحفر البركانية ( كاتينا ). [ 53 ]

يظهر نوعٌ غير مألوف من التدفقات في سهول سيربيروس جنوب إليسيوم وفي أمازونيس. تتميز هذه التدفقات بنسيجٍ صفائحي متقطع، يتألف من ألواح داكنة اللون، يصل طولها إلى كيلومترات، مغمورة في مادة فاتحة اللون. وقد نُسبت هذه التدفقات إلى ألواح من الحمم البركانية المتصلبة تطفو على سطحٍ لا يزال منصهرًا. بينما يرى آخرون أن هذه الألواح المتقطعة تمثل جليدًا متراكمًا تجمد فوق بحرٍ تجمّع في المنطقة بعد تدفقات هائلة من المياه الجوفية من منطقة سيربيروس فوساي .

يتميز النوع الثاني من السهول البركانية (السهول المتموجة) بكثرة التلال المتعرجة . أما مظاهر التدفق البركاني فهي نادرة أو معدومة. ويُعتقد أن هذه السهول المتموجة مناطقٌ غنيةٌ بتدفقات البازلت الفيضية ، قياسًا على سهول القمر . تُشكل السهول المتموجة حوالي 30% من سطح المريخ [ 54 ] ، وتبرز بشكلٍ خاص في لونا، وهيسبيريا، وماليا بلانا، بالإضافة إلى معظم الأراضي المنخفضة الشمالية. جميع السهول المتموجة تعود إلى العصر الهسبيري، وتمثل نمطًا من النشاط البركاني كان سائدًا عالميًا خلال تلك الفترة. سُمي العصر الهسبيري نسبةً إلى السهول المتموجة في هيسبيريا بلانوم.

النشاط البركاني المحتمل حاليًا

صورة عالية الدقة (HiRISE) لمخاريط بركانية محتملة عديمة الجذور شرق منطقة إليسيوم. يُعتقد أن سلاسل الحلقات ناتجة عن انفجارات بخارية عندما تدفقت الحمم البركانية فوق أرض غنية بالجليد المائي.
" مخاريط بلا جذور " على سطح المريخ - بسبب تدفقات الحمم البركانية التي تتفاعل مع الماء ( MRO ، 4 يناير 2013) ( 21°57′54″ شمالاً 197°48′25″ شرقاً / 21.965° شمالاً 197.807° شرقاً / 21.965؛ 197.807 )

لم يسجل العلماء قط أي ثوران بركاني نشط على سطح المريخ؛ [ 55 ] علاوة على ذلك، لم تسفر عمليات البحث عن البصمات الحرارية والتغيرات السطحية قبل عام 2011 عن أي دليل إيجابي على النشاط البركاني. [ 7 ]

مع ذلك، التقط مسبار مارس إكسبريس التابع لوكالة الفضاء الأوروبية صورًا لتدفقات الحمم البركانية التي فُسِّرت في عام 2004 على أنها حدثت خلال المليوني سنة الماضية، مما يشير إلى نشاط جيولوجي حديث نسبيًا. [ 56 ] وقدّرت دراسة مُحدَّثة في عام 2011 أن أحدث تدفقات الحمم البركانية حدثت في العشرات القليلة الماضية من ملايين السنين. [ 57 ] ويرى الباحثون أن هذا العمر يجعل من الممكن ألا يكون المريخ قد انقرض بركانيًا بعد. [ 7 ] [ 57 ]

ستحدد مهمة مركبة الهبوط "إنسايت" ما إذا كان هناك أي نشاط زلزالي ، وتقيس كمية تدفق الحرارة من باطن المريخ، وتقدر حجم لبّه ، وما إذا كان سائلاً أم صلباً. وقد توصلت النتائج إلى أن المريخ يمتلك لباً خارجياً منصهراً ولباً داخلياً صلباً مع غلاف منصهر جزئياً. [ 58 ]

في عام 2020، أفاد علماء الفلك بوجود أدلة على نشاط بركاني على سطح المريخ يعود إلى 53 ألف عام مضت في منطقة سيربيروس فوساي وسط سهل إليسيوم . وقد يكون هذا النشاط قد وفر البيئة اللازمة، من حيث الطاقة والمواد الكيميائية، لدعم أشكال الحياة . [ 59 ] [ 60 ]

البراكين والجليد

يُعتقد بوجود كميات كبيرة من الجليد المائي في باطن المريخ. ويتفاعل الجليد مع الصخور المنصهرة مُنتجًا تضاريس مميزة. على الأرض، عندما تتلامس المواد البركانية الساخنة مع جليد السطح، قد تتشكل كميات كبيرة من الماء السائل والطين، تتدفق بشكل كارثي أسفل المنحدرات على هيئة تدفقات طينية هائلة ( اللاهار ). وقد تكون بعض القنوات في المناطق البركانية المريخية، مثل وادي هراد بالقرب من جبل إليسيوم ، قد نُحتت أو عُدّلت بشكل مماثل بفعل اللاهار. [ 61 ] يمكن أن يتسبب تدفق الحمم البركانية فوق أرض مشبعة بالماء في ثوران الماء بعنف في انفجار بخاري (انظر الثوران البركاني البخاري )، مُنتجًا تضاريس صغيرة تُشبه البراكين تُسمى الفوهات الزائفة ، أو المخاريط عديمة الجذور. وتوجد معالم تُشبه المخاريط الأرضية عديمة الجذور في إليسيوم، وأمازونيس ، وإيسيديس ، وهضبة كرايس . [ 62 ] كما أن النشاط البركاني المائي يُنتج حلقات أو مخاريط من التوف على الأرض، ومن المتوقع وجود تضاريس مماثلة على المريخ أيضًا. [ 63 ] وقد أشارت منطقة نيبينثيس / أمينثيس إلى وجودها . [ 64 ] وأخيرًا، عندما يثور بركان تحت غطاء جليدي، فإنه يُمكن أن يُشكّل تضاريس مميزة تُشبه الهضبة تُسمى تويا أو الجبل المسطح. ويستشهد بعض الباحثين [ 65 ] بأدلة جيومورفولوجية تُشير إلى أن العديد من الرواسب الداخلية الطبقية في وادي مارينيريس قد تكون مُكافئة للتويا على سطح المريخ.

صورة التقطها برنامج THEMIS لوادي هراد . ربما يكون هذا الوادي قد تشكل عندما أدت ثورات بركانية في مجمع إليسيوم مونس البركاني إلى ذوبان الجليد الأرضي أو السطحي.

الحدود التكتونية

تم اكتشاف حدود تكتونية على سطح المريخ. يُعد وادي مارينيريس حدًا تكتونيًا انزلاقيًا أفقيًا يفصل بين صفيحتين رئيسيتين، جزئيتين أو كاملتين، من صفائح المريخ. تشير هذه الاكتشافات الحديثة إلى أن المريخ نشط جيولوجيًا، حيث تحدث هذه الظواهر منذ ملايين السنين. [ 66 ] [ 67 ] [ 68 ] وقد وُجدت أدلة سابقة على النشاط الجيولوجي للمريخ. فقد اكتشف مسبار مارس غلوبال سيرفيور (MGS) خطوطًا مغناطيسية في قشرة المريخ، [ 69 ] وخاصة في منطقتي فايثونتيس وإريدانيا . رصد مقياس المغناطيسية على متن المسبار  خطوطًا من القشرة الممغنطة بعرض 100 كيلومتر، تمتد بشكل متوازٍ تقريبًا لمسافة تصل إلى 2000  كيلومتر. تتناوب هذه الخطوط في قطبيتها، حيث يشير القطب المغناطيسي الشمالي لأحدها إلى أعلى السطح، بينما يشير القطب المغناطيسي الشمالي للخط التالي إلى أسفل. عندما اكتُشفت خطوط مماثلة على الأرض في ستينيات القرن الماضي، اعتُبرت دليلًا على حركة الصفائح التكتونية . ومع ذلك، توجد بعض الاختلافات بين الخطوط المغناطيسية على الأرض وتلك الموجودة على المريخ. تتميز الخطوط المغناطيسية على سطح المريخ بعرضها الأكبر ومغناطيسيتها الأقوى، ولا يبدو أنها تنطلق من منطقة انتشار في القشرة الوسطى. ونظرًا لأن عمر المنطقة التي تظهر فيها هذه الخطوط يبلغ حوالي 4 مليارات سنة، يُعتقد أن المجال المغناطيسي العالمي لم يستمر إلا لبضع مئات الملايين من السنين الأولى من عمر المريخ. في ذلك الوقت، ربما كانت درجة حرارة الحديد المنصهر في لب الكوكب مرتفعة بما يكفي لخلطه وتكوين دينامو مغناطيسي. أما الصخور الأحدث فلا تظهر عليها أي خطوط. عندما تبرد الصخور المنصهرة التي تحتوي على مواد مغناطيسية، مثل الهيماتيت ( Fe₂O₃ ) ، وتتصلب في وجود مجال مغناطيسي، فإنها تُصبح ممغنطة وتكتسب قطبية المجال المحيط. وتفقد هذه المغناطيسية فقط إذا سُخّنت الصخور لاحقًا فوق درجة حرارة كوري ، والتي تبلغ 770 درجة مئوية للحديد النقي، ولكنها أقل بالنسبة للأكاسيد مثل الهيماتيت (حوالي 650 درجة مئوية) أو الماغنيتيت (حوالي 580 درجة مئوية). [ 70 ] المغناطيسية المتبقية في الصخور هي سجل للمجال المغناطيسي عندما تصلب الصخر. [ 71 ]   

المغناطيسية القشرية للمريخ

يمكن تشبيه التضاريس البركانية على سطح المريخ بالبؤر الساخنة الجيولوجية على الأرض . يُعدّ بافونيس مونس البركان الأوسط من بين ثلاثة براكين (تُعرف مجتمعةً باسم جبال ثارسيس) تقع على انتفاخ ثارسيس بالقرب من خط استواء المريخ. أما البراكين الأخرى في ثارسيس فهي أسكرايوس مونس وأرسيا مونس. تشكّل جبال ثارسيس الثلاثة، بالإضافة إلى بعض البراكين الأصغر حجمًا شمالها، خطًا مستقيمًا. يشير هذا الترتيب إلى أنها تشكّلت نتيجة حركة صفيحة قشرية فوق بؤرة ساخنة. يوجد ترتيب مشابه في المحيط الهادئ للأرض، حيث تقع جزر هاواي . تمتد جزر هاواي على خط مستقيم، وأحدثها في الجنوب وأقدمها في الشمال. لذلك، يعتقد الجيولوجيون أن الصفيحة تتحرك بينما يرتفع عمود ثابت من الصهارة الساخنة ويخترق القشرة الأرضية مُشكّلاً جبالًا بركانية. مع ذلك، يُعتقد أن أكبر بركان على سطح المريخ، أوليمبوس مونس، قد تشكّل عندما كانت الصفائح التكتونية ثابتة. ربما تشكل جبل أوليمبوس مونس بعد توقف حركة الصفائح التكتونية مباشرةً. يبلغ عمر السهول الشبيهة بالبحار على سطح المريخ ما يقارب 3 إلى 3.5 مليار سنة. [ 72 ] أما البراكين الدرعية العملاقة فهي أحدث عمراً، إذ تشكلت قبل ما بين مليار وملياري سنة. وقد يكون عمر جبل أوليمبوس مونس "200 مليون سنة فقط". [ 73 ]

في عام 1994، وصف نورمان إتش. سليب، أستاذ الجيوفيزياء في جامعة ستانفورد، كيف أن البراكين الثلاثة التي تشكل خطًا على طول سلسلة جبال ثارسيس قد تكون براكين جزرية خامدة مثل سلسلة جزر اليابان. [ 74 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ "التاريخ" . www.jpl.nasa.gov . مؤرشف من الأصل في 3 يونيو 2016. تم الاطلاع عليه في 3 مايو 2018 .
  2. ↑ هيد، جيه دبليو (2007). جيولوجيا المريخ: رؤى جديدة وأسئلة بارزة في جيولوجيا المريخ: أدلة من نظائر أرضية، تشابمان، إم، محرر؛ مطبعة جامعة كامبريدج: كامبريدج المملكة المتحدة، ص 10.
  3. ↑ ماسورسكي، هـ.؛ ماسورسكي، هارولد؛ سوندرز، ر.س. (1973). "نظرة عامة على النتائج الجيولوجية من مارينر 9". مجلة البحوث الجيوفيزيائية 78 ( 20): 4009-4030 . Bibcode : 1973JGR....78.4031C . doi : 10.1029/JB078i020p04031 .
  4. ↑ كار، مايكل هـ. (1973). "النشاط البركاني على المريخ". مجلة البحوث الجيوفيزيائية . 78 (20): 4049-4062 . Bibcode : 1973JGR....78.4049C . doi : 10.1029/JB078i020p04049 .
  5. 1 2 3 4 ميشالسكي، جوزيف ر.؛ بليتشر، جاكوب إي. (3 أكتوبر 2013). "براكين عملاقة ضمن مقاطعة بركانية قديمة في أرض الجزيرة العربية، المريخ". مجلة نيتشر . 502 (7469): 46-52 . Bibcode : 2013Natur.502...47M . doi : 10.1038/nature12482 . hdl : 2060/20140011237 . PMID 24091975. S2CID 4152458 .  
  6. ↑ كار 2006 ، ص 43 
  7. 1 2 3 "البحث عن تدفقات الحمم البركانية الحديثة" . رسائل البحوث الجيوفيزيائية . الكوكب الأحمر. 1 يونيو 2011. مؤرشف من الأصل في 4 أكتوبر 2013. تم الاسترجاع في 4 أكتوبر 2013 .
  8. ↑ "نيزك قديم هو أول دليل كيميائي على وجود حمل بركاني على سطح المريخ" . علم النيازك والكواكب . ساينس أليرت. ١١ مايو ٢٠٢٠.
  9. ↑ كار، 2006، ص 44.
  10. ↑ ويلسون، ل. (2007). البراكين الكوكبية في موسوعة النظام الشمسي، ماكفادين، ل.-أ. وآخرون، المحررون، دار النشر الأكاديمية: سان دييغو، كاليفورنيا، ص 829.
  11. ↑ كاترمول ، بي جيه (2001). المريخ: اللغز يتكشف . أكسفورد، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة أكسفورد. ص 73. ISBN  978-0-19-521726-1.
  12. ↑ ويلسون، م. (1995) نشأة الصخور النارية؛ تشابمان هول: لندن، 416 صفحة.
  13. ↑ كار 2006 ، الصفحات 43-44 
  14. ↑ كار 2006 ، ص 45، الشكل 3.1 
  15. ↑ ويلسون، ليونيل؛ هيد، جيمس و. (1994). "المريخ: مراجعة وتحليل لنظرية الثوران البركاني وعلاقتها بالتضاريس المرصودة". مجلة الجيوفيزياء . 32 (3): 221-263 . Bibcode : 1994RvGeo..32..221W . doi : 10.1029/94RG01113 .
  16. ↑ "ملاحظات حول تضاريس المريخ تملأ عددًا خاصًا من المجلة" . مختبر الدفع النفاث . مؤرشف من الأصل في 4 يونيو 2011.
  17. ^ جايجر، ول. كيزثيلي، ليرة لبنانية. سكينر، JA الابن. ميلاتسو، النائب؛ ماكيوين، AS؛ تيتوس، تينيسي؛ روزيك، السيد. جالوشكا، مارك ألماني؛ هوينجتون كراوس، إي؛ كيرك، ر.ل. فريق HiRISE (2010). “وضع أصغر الحمم البركانية على كوكب المريخ: قصة قصيرة مضطربة”. ايكاروس . 205 (1): 230– 243. بيب كود : 2010Icar..205..230J . دوى : 10.1016/j.icarus.2009.09.011 .
  18. براون ، دواين ( 30 أكتوبر 2012). "أولى دراسات التربة التي أجرتها مركبة ناسا الجوالة تساعد في تحديد بصمات المعادن المريخية" . ناسا . مؤرشف من الأصل في 11 مارس 2017. تم الاطلاع عليه في 31 أكتوبر 2012 .
  19. ↑ كار، إم إتش (2007) المريخ: السطح والداخل في موسوعة النظام الشمسي، ماكفادين، إل-إيه وآخرون، المحررون، أكاديميك برس: سان دييغو، كاليفورنيا، ص 321.
  20. ↑ إل دبليو بيجل؛ جي إتش بيترز؛ جي إس مونجاس؛ جي إتش بيرمان؛ جيه إيه سميث؛ آر سي أندرسون (2007). محاكاة تربة المريخ في موهافي: محاكاة جديدة لتربة المريخ (ملف PDF) . علوم القمر والكواكب XXXVIII. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 3 مارس 2016. تم الاطلاع عليه في 28 أبريل 2014 .
  21. ↑ ألين، سي سي؛ موريس، آر في؛ ليندستروم، دي جيه؛ ليندستروم، إم إم؛ لوكوود، جيه بي (مارس 1997). مهمة جونسون للفضاء المريخية-1: محاكاة تربة المريخ (ملف PDF) . استكشاف القمر والكواكب 28. مؤرشف من الأصل (ملف PDF) في 10 سبتمبر 2014. تم الاطلاع عليه في 28 أبريل 2014 .
  22. ↑ أخبار ناسا (22 يونيو 2016)، "علماء ناسا يكتشفون معدنًا غير متوقع على سطح المريخ" ، ناسا ميديا ، مؤرشف من الأصل في 24 يونيو 2016 ، تم الاطلاع عليه في 23 يونيو 2016
  23. ^ سولومون، شون سي. هيد جيمس دبليو (1982). “تطور مقاطعة ثارسيس في المريخ: أهمية سماكة الغلاف الصخري غير المتجانسة والبناء البركاني”. جيه جيوفيس. الدقة . 87 (B12): 9755– 9774. بيب كود : 1982JGR....87.9755S . سيتيسيركس 10.1.1.544.5865 . دوى : 10.1029/JB087iB12p09755 . 
  24. ↑ فيليبس، آر جيه؛ زوبر، إم تي؛ سولومون، إس سي؛ غولومبيك، إم بي؛ جاكوسكي، بي إم؛ بانيردت، دبليو بي؛ سميث، دي إي؛ ويليامز، آر إم؛ هاينك، بي إم؛ وآخرون . (2001 ) . "الديناميكا الأرضية القديمة والهيدرولوجيا على نطاق عالمي على المريخ". مجلة ساينس . 291 (5513): 2587-291 . رمز Bibcode : 2001Sci...291.2587P . doi : 10.1126/science.1058701 . PMID 11283367. S2CID 36779757 .   
  25. ↑ كار، إم إتش (2007). المريخ: السطح والباطن في موسوعة النظام الشمسي، الطبعة الثانية، ماكفادين، إل.-إيه. وآخرون، المحررون. إلسيفير: سان دييغو، كاليفورنيا، ص 319
  26. ↑ بويس 2008 ، ص 103 
  27. ↑ بولي، سيلفان؛ وآخرون (17 مارس 2016). " تكوين ثارسيس المتأخر وآثاره على المريخ المبكر". مجلة نيتشر . 531 (7594): 344-347 . Bibcode : 2016Natur.531..344B . doi : 10.1038/nature17171 . PMID 26934230. S2CID 4464498 .   
  28. ↑ كار 2006 ، الصفحات 47-51 
  29. ↑ كار 2006 ، الصفحات 57-59 
  30. ↑ ويتفورد-ستارك، جيه إل (1982). "براكين ثارسيس: مسافات الفصل، والأعمار النسبية، والأحجام، والأشكال، وأعماق الدفن" . مجلة البحوث الجيوفيزيائية 87 : 9829-9838 . Bibcode : 1982JGR....87.9829W . doi : 10.1029/JB087iB12p09829 .
  31. ↑ "أسماء الكواكب: مرحباً" . planetarynames.wr.usgs.gov . مؤرشف من الأصل في 31 مارس 2016. تم الاطلاع عليه في 3 مايو 2018 .
  32. ↑ بويس 2008 ، ص 104 
  33. ↑ كار 2006 ، ص 54 
  34. ↑ كاترمول ، بي جيه (2001). المريخ: اللغز يتكشف . أكسفورد، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة أكسفورد. ص 84. ISBN  978-0-19-521726-1.
  35. ↑ بارلو، إن جي (2008). المريخ: مقدمة عن باطنه وسطحه وغلافه الجوي؛ مطبعة جامعة كامبريدج: كامبريدج، المملكة المتحدة، ص 129.
  36. ↑ موجينيس-مارك، بي جيه؛ ويلسون، إل؛ زيمبلمان، جيه آر (1988). "الانفجارات متعددة المنشأ على ألبا باتيرا، المريخ: دليل على تآكل القنوات في التدفقات البركانية الفتاتية". نشرة علم البراكين . 50 (6): 361-379 . Bibcode : 1988BVol...50..361M . doi : 10.1007/BF01050636 . S2CID 128622042 . 
  37. ↑ ويليامز، د.؛ غريلي، ر. (1994). "تقييم التضاريس المقابلة لمناطق الاصطدام على سطح المريخ". إيكاروس . 110 (2): 196-202 . Bibcode : 1994Icar..110..196W . doi : 10.1006/icar.1994.1116 .
  38. 1 2 كار 2006 ، ص 59 
  39. ↑ كاترمول ، بي جيه (2001). المريخ: اللغز يتكشف . أكسفورد، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة أكسفورد. ص 71. ISBN  978-0-19-521726-1.
  40. ↑ بويس 2008 ، ص 117 
  41. ↑ كار 2006 ، ص 63 
  42. ↑ كار 2006 ، ص 60 
  43. ↑ هارتمان ، دبليو كيه (1 يناير 2003). دليل المسافر إلى المريخ: المناظر الطبيعية الغامضة للكوكب الأحمر . نيويورك: وركمان. ص 57. ISBN  978-0-7611-2606-5.
  44. ↑ كيفر، و. (2002). "تحت البركان: دليل الجاذبية على وجود حجرة صهارة خامدة تحت سيرتيس ماجور، المريخ". الاتحاد الجيوفيزيائي الأمريكي، الاجتماع الخريفي . 2002. الملخص رقم P71B-0463. رمز Bibcode : 2002AGUFM.P71B0463K .
  45. ↑ كريستنسن، ب. (يوليو 2005). "أوجه المريخ المتعددة". مجلة ساينتفك أمريكان . 293 (1): 32-39 . Bibcode : 2005SciAm.293a..32C . doi : 10.1038/scientificamerican0705-32 . PMID 16008291 . 
  46. ↑ بليسيا، جيه بي؛ سوندرز، آر إس (1979). "التسلسل الزمني للبراكين المريخية". علوم القمر والكواكب . 10 : 2841-2859 . رمز Bibcode : 1979LPSC...10.2841P .
  47. ↑ هيد، جيه دبليو (2007). جيولوجيا المريخ: رؤى جديدة وأسئلة بارزة في جيولوجيا المريخ: أدلة من نظائر أرضية، تشابمان، إم، محرر؛ مطبعة جامعة كامبريدج: كامبريدج المملكة المتحدة، ص 11.
  48. ↑ بيترسون، ج. (1978). "النشاط البركاني في منطقة نواخيس-هيلاس على سطح المريخ، 2". علوم القمر والكواكب . 9 : 3411-3432 . Bibcode : 1978LPSC....9.3411P .
  49. ↑ ويليامز، د.؛ وآخرون (2009). "مقاطعة سيركوم-هيلاس البركانية، المريخ: نظرة عامة". علوم الكواكب والفضاء . 57 ( 8-9 ): 895-916 . Bibcode : 2009P & SS...57..895W . doi : 10.1016/j.pss.2008.08.010 . 
  50. ↑ رودريغيز، ج.؛ ك. تاناكا (2006). جبال سيزيفي وجنوب غرب هيلاس باتيراي: عمليات اصطدام محتملة، وعمليات تكتونية جليدية، وبركانية، وتكتونية الوشاح على طول حلقات حوض هيلاس . المؤتمر الرابع لعلوم القطب المريخي. ص 8066. Bibcode : 2006LPICo1323.8066R . 
  51. ↑ كار 2006 ، ص 70 
  52. ↑ موجينيس-مارك، بي جيه؛ ويلسون، إل؛ زوبر، إم تي (1992). "علم البراكين الفيزيائي للمريخ" . في كيفر، إتش إتش؛ جاكوسكي ، بي إم؛ سنايدر، سي دبليو؛ ماثيوز، إم إس (محررون). المريخ . توسون: مطبعة جامعة أريزونا. ص 434. ISBN  978-0-8165-1257-7.
  53. ↑ "مجموعة من الميزات - مهمة مارس أوديسي THEMIS" . themis.asu.edu . مؤرشف من الأصل في 8 أغسطس 2012. تم الاطلاع عليه في 3 مايو 2018 .
  54. ↑ كار 2006 ، ص 71 
  55. ↑ «الميثان المريخي يكشف أن الكوكب الأحمر ليس كوكبًا ميتًا» . ناسا . يوليو 2009. مؤرشف من الأصل في 17 يناير 2009. تم الاطلاع عليه في 7 ديسمبر 2010 .
  56. ↑ بريت، روبرت روي (22 ديسمبر 2004). "صور تُظهر احتمال استمرار نشاط براكين المريخ" . Space.com . مؤرشف من الأصل في 24 ديسمبر 2010. تم الاطلاع عليه في 7 ديسمبر 2010 .
  57. 1 2 إي. هاوبر؛ ب. بروز؛ ف. ياغرت؛ ب. يودلوفسكي؛ ت. بلاتز (17 مايو 2011). "نشاط بركاني بازلتي حديث جدًا وواسع الانتشار على سطح المريخ". رسائل البحوث الجيوفيزيائية . 38 (10): غير متوفر. Bibcode : 2011GeoRL..3810201H . doi : 10.1029/2011GL047310 . S2CID 128875049 . 
  58. ↑ كريمر، كين (2 مارس 2012). "مركبة الهبوط المقترحة من ناسا 'إنسايت' ستتجه نحو مركز المريخ في عام 2016" . يونيفرس توداي . مؤرشف من الأصل في 6 مارس 2012. تم الاطلاع عليه في 27 مارس 2012 .
  59. ↑ أوكالاهان، جوناثان (20 نوفمبر 2020). "علامات ثوران بركاني حديث على المريخ تُشير إلى وجود بيئات صالحة للحياة - يُعتقد أن المريخ، الذي لا يُعتقد أنه نشط بركانيًا، ربما يكون قد شهد ثورانًا بركانيًا قبل 53000 عام فقط" . صحيفة نيويورك تايمز . تاريخ الاطلاع: 25 نوفمبر 2020 .
  60. ↑ هورفاث، ديفيد ج.؛ وآخرون (2021). "أدلة على نشاط بركاني انفجاري حديث جيولوجيًا في سهل إليسيوم، المريخ". إيكاروس . 365 114499. arXiv : 2011.05956 . Bibcode : 2021Icar..36514499H . doi : 10.1016/j.icarus.2021.114499 . S2CID 226299879 .  
  61. ↑ "هراد فاليس" . نظام التصوير الحراري (THEMIS) . جامعة ولاية أريزونا. 15 يوليو 2002. مؤرشف من الأصل في 16 أكتوبر 2004.(عبر موقع archive.org)
  62. ↑ فاجينتس، إف إيه؛ ثوردارسون، تي. (2007). المخاريط البركانية عديمة الجذور في أيسلندا وعلى المريخ، في جيولوجيا المريخ: أدلة من نظائر أرضية، تشابمان، إم، محرر؛ مطبعة جامعة كامبريدج: كامبريدج، المملكة المتحدة، ص 151-177.
  63. ↑ كيزثيلي، إل بي؛ جاغر، دبليو إل؛ دونداس، سي إم؛ مارتينيز-ألونسو، إس؛ ماكوين، إيه إس؛ ميلازو، إم بي (2010). "الظواهر البركانية المائية على سطح المريخ: ملاحظات أولية من السنة الأولى للمريخ باستخدام تصوير HiRISE". إيكاروس . 205 (1): 211-229 . Bibcode : 2010Icar..205..211K . doi : 10.1016/j.icarus.2009.08.020 .
  64. ↑ بروز، ب.؛ هاوبر، إ. (2013). "حلقات ومخاريط التوف البركاني المائي كمؤشرات على الانفجارات البركانية المائية على سطح المريخ" (ملف PDF) . مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الكواكب . 118 (8): 1656-1675 . Bibcode : 2013JGRE..118.1656B . doi : 10.1002/jgre.20120 .
  65. ↑ تشابمان، إم جي؛ سميلي، جيه إل (2007). مقارنة بين الرواسب الطبقية الداخلية للمريخ والبراكين الجليدية الأرضية: ملاحظات وتفسيرات للخصائص الجيومورفولوجية المتشابهة، في جيولوجيا المريخ: أدلة من نظائر أرضية، تشابمان، إم، محرر؛ مطبعة جامعة كامبريدج: كامبريدج، المملكة المتحدة، ص 178-207.
  66. ↑ وولبرت، ستيوارت (9 أغسطس 2012). "عالم من جامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس يكتشف تكتونية الصفائح على سطح المريخ" . ين، آن . جامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس. مؤرشف من الأصل في 14 أغسطس 2012. تم الاطلاع عليه في 15 أغسطس 2012 .
  67. ↑ آن يين، روبن ريث (15 ديسمبر 2011). عرض توضيحي لتكتونية الصفائح (دراسة نقاشية). جامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس: كواكب جامعة كاليفورنيا في لوس أنجلوس. مؤرشف من الأصل في 3 أغسطس 2017.
  68. ↑ ين، آن (يونيو 2012). "التحليل البنيوي لمنطقة صدع فالس مارينيريس: دليل محتمل على وجود صدوع انزلاقية واسعة النطاق على سطح المريخ" . الغلاف الصخري . 4 (4): 286-330 . Bibcode : 2012Lsphe...4..286Y . doi : 10.1130/L192.1 .
  69. ↑ نيل-جونز، نانسي؛ أوكارول، سينثيا (12 أكتوبر 2005). "خريطة جديدة تقدم المزيد من الأدلة على أن المريخ كان يشبه الأرض في يوم من الأيام" . مركز غودارد لرحلات الفضاء . ناسا . تم الاطلاع عليه بتاريخ 13 أغسطس 2012 .{{cite web}}: CS1 maint: deprecated archiveal service ( link )
  70. ↑ هارجريفز، روبرت ب.؛ آدي-هول، جيمس م. (1975). "الخواص المغناطيسية للأطوار المعدنية المنفصلة في البازلت الأيسلندي غير المؤكسد والمؤكسد" (ملف PDF) . عالم المعادن الأمريكي . 60 : 29-34 . مؤرشف (ملف PDF) من الأصل في 6 مارس 2012.
  71. ↑ "باطن المريخ: المغناطيسية القديمة" . مركبة مارس إكسبريس . وكالة الفضاء الأوروبية. 4 يناير 2007.
  72. ↑ "النشاط البركاني على المريخ" . oregonstate.edu . مؤرشف من الأصل بتاريخ 28 مارس 2010. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 مايو 2018 .
  73. ↑ "جيولوجيا المريخ } بركانية" . www.lukew.com . مؤرشف من الأصل بتاريخ 17 يونيو 2017. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 مايو 2018 .
  74. ↑ بروير، د.؛ سبون، ت. (2003). "التكتونية المبكرة للصفائح مقابل تكتونية الصفيحة الواحدة على المريخ: أدلة من تاريخ المجال المغناطيسي وتطور القشرة". مجلة البحوث الجيوفيزيائية: الكواكب . 108 (E7): 5072. Bibcode : 2003JGRE..108.5072B . doi : 10.1029/2002JE001999 .

فهرس

  • كار، مايكل هـ. (2006). سطح المريخ . نيويورك: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-87201-0.
  • بويس، جي إم (2008). كتاب سميثسونيان للمريخ . أولد سايبروك، كونيتيكت: كونيكي وكونيكي. رقم ISBN 978-1-58834-074-0.